Диаграмма Герцшпрунга – Рэссела. Горизонтальная ось, на которой указаны спектральные классы, соответствует температуре звезд (горячие – слева, холодные – справа). Вертикальная – светимости (яркие вверху, слабые – внизу), она выражена в единицах светимости Солнца. Хорошо видны основные последовательности. Они соответствуют различным стадиям эволюции звезд. Важно, что эти последовательности не являются эволюционными треками. Выделяется так называемая главная последовательность, на которой звезда проводит бóльшую часть своей жизни, превращая водород в гелий.
Легкие звезды живут очень долго и очень медленно пережигают водород в гелий. Поскольку Вселенной всего лишь 13 миллиардов лет с хвостиком, то даже самые первые из легких звезд (с массой раза в два меньше солнечной и более легкие) должны доживать до наших дней. И их можно увидеть. Это очень важная задача – искать первичные звезды, образовавшиеся на самой-самой заре жизни Вселенной – спустя всего лишь несколько десятков миллионов лет после Большого взрыва.
Массивные звезды живут меньше просто потому, что они светят ярче и быстрее пережигают свой запас водорода, хотя его и больше, но светимость очень резко растет с ростом массы из-за роста температуры и плотности в центре. Если звезда имеет массу порядка солнечной, то она живет где-то 10–12 миллиардов лет. Солнце находится в середине жизненного пути, и в конце такой объект не взрывается – наша звезда просто не может взорваться, нет никаких физических причин для этого. Солнце превратится в красного гиганта, внешняя оболочка будет сброшена и останется постепенно остывающее ядро без источников энергии – белый карлик.
Белый карлик – это конечная стадия эволюции не слишком массивных звезд. Если же звезда раз в десять тяжелее Солнца, то она превратится не в белого карлика. В конце ее жизни ядро потеряет устойчивость. Оно уже будет состоять в основном из железа и начнет схлопываться, но этот коллапс может остановиться. И тогда произойдет очень мощное выделение энергии. Звезда как бы упадет сама на себя, но не превратится сразу в черную дыру, а произойдет взрыв сверхновой. Это очень важное событие. Оно не только имеет огромное значение в жизни отдельной звезды, отмечая ее яркий финал, но и позволяет образовывать тяжелые элементы.
В природе некоторые элементы тяжелее железа могут образовываться в заметном количестве практически только при взрывах сверхновых (также массивные ядра элементов могут возникать при слияниях нейтронных звезд и при быстром истечении оболочек красных сверхгигантов). А сверхновые – это в основном результат коллапса ядер массивных звезд (есть еще взрывы сверхкритических белых карликов в двойных системах, но их оставим на потом). Если мы говорим о звезде с массой в 10, 20, может быть, в 30 раз больше солнечной, то после взрыва сверхновой останется нейтронная звезда – крайне интересный объект, очень компактный. Средняя плотность у нейтронной звезды чуть выше, чем у атомного ядра[3], а в центре, разумеется, еще больше. Неудивительно, что такой объект имеет очень интересные физические свойства. Если же звезда вначале была еще более массивной, то, скорее всего, она превращается в черную дыру. То есть все-таки коллапс не останавливается – все схлопывается, гравитация побеждает все остальные силы, и образуется черная дыра. Иногда это может произойти со взрывом, а иногда – нет. Таким образом, у разных звезд разные судьбы.
Звезды и элементы
Всем известно, что небо ночью темное. Однако объяснить это явление отнюдь непросто. Лишь в XVIII веке эта загадка стала очень активно обсуждаться учеными и была названа парадоксом Ольберса. Хотя, как полагается, Ольберс был не первым, кто обратил внимание на то, что небо ночью темное, и задумался над этим, связав этот факт с вопросом о бесконечной Вселенной, заполненной звездами[4]. Проблема в том, что, чтобы небо было темным, нужно чтобы звезды где-то заканчивались. Потому что если бесконечная Вселенная заполнена звездами, то в таком вечном мире мы бы своим взглядом везде упирались в поверхность звезды и все небо сияло бы как поверхность Солнца[5]. Мы видим, что это не так – значит, звезды где-то заканчиваются. И самое интересное то, что заканчиваются они не в пространстве, а во времени – Вселенная имеет конечный возраст.
4
Существует шуточный закон Арнольда, названный в честь великого российского математика, гласящий, что парадоксы и законы чаще всего носят имя не того, кто их впервые придумал. Часть шутки состоит в том, что это верно и для закона Арнольда (его скорее стоит связывать с именем Роберта Мертона). Что касается парадокса Ольберса, или так называемого фотометрического парадокса, то он, видимо, впервые детально обсуждался швейцарским астрономом Жаном-Филиппом Луи де Шезо в середине XVIII столетия. А в самом общем виде проблема была сформулирована еще Иоганном Кеплером в 1610 году, для которого это был аргумент против бесконечности Вселенной.
5
Заполнение Вселенной пылью лишь частично решает проблему. Так можно избавиться от видимого излучения далеких звезд, но пыль нагреется, поглощая излучение, и будет переизлучать его. Или даже испарится, если нагреется слишком сильно. Так что проблема темного неба остается, сдвинувшись в другой спектральный диапазон. Детальнее о парадоксе Ольберса и связанных с ним космологических вопросах можно прочесть в книге Владимира Решетникова «Почему небо темное», изд-во «Век-2» (2012).